Astronomiya

Bir cazibə qüvvəsinin elektromaqnit həmkarı 'kiçik' teleskoplarla görülə bilərmi?

Bir cazibə qüvvəsinin elektromaqnit həmkarı 'kiçik' teleskoplarla görülə bilərmi?

Əvvəlki sualımın cavab sualı olaraq bir cazibə dalğasının (GW) elektromaqnit (EM) həmkarı axtarışını düşünürəm. Bu hadisələri həvəskar astronomların (peşəkar) teleskopla 'normal' teleskopla axtarmaq mümkündürmü? Bir (peşəkar) həvəskar astronomla nəzərdə tutduğum şey: 10 "və ya daha çox (uzaq) diyaframlı və uzun pozlama qabiliyyəti olan bir teleskop.

Bu avadanlıq bir cazibə dalğasının (həm nəzəri cəhətdən) həmkarını aşkar edə bilirmi? Əvvəlcədən təşəkkürlər!

RED: Görünən işığda ümumiyyətlə bir EM həmkarı olub-olmadığına əmin deyiləm. Bu belədir? Aşkar edilə bilən GW-yə səbəb olan belə bir hadisə görünən işıqda görünə bilərmi (uzadılması ilə: yuxarıda göstərildiyi kimi 'həvəskar' teleskoplarla)?


Olası deyil.

Neutron ulduz birləşməsi GW170817 optik həmkarına sahib idi (SSS 17a) Optik böyüklük təxminən +18 səviyyəsinə çatdı, bu, ən çox həvəskar quruluşların qabiliyyətlərindən kənardır.

Qara dəliklərin birləşməsi daxili cəhətdən daha enerjili ola bilər, lakin elektromaqnit spektrində daha az parlaq ola bilər, çünki qara dəliklərin elektromaqnit olaraq qarşılıqlı təsir səthinə sahib deyillər.

Bununla birlikdə, hər bir cazibə dalğası aşkarlanması, uyğun bir qamma şüası və ya optik keçici olub olmadığını yoxlayır. Qravitasiya, neytrino və optik müşahidələrin nəticələrini birləşdirərək "çox mesajlı astronomiya" adlandırılmışdır.


Neytron ulduzlarının toqquşmasının işığını görmək

17 Avqustda iki neytron ulduzunun toqquşması nəticəsində hadisədən geniş yayılmış elektromaqnit şüalanması, partlamanın sonrakı parıltısından gələn işıqların müşahidəsinə gətirib çıxardı və nəhayət bir cazibə dalğası istehsal edən hadisəni işığın şərti astronomiyası ilə birləşdirdi. astronomlar qrupu.

LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) və İtaliyanın Pisa şəhərində yerləşən Avropa Rəsədxanası olan Qız tərəfindən əvvəlki cazibə dalğa təsbitləri iki qara dəliyin toqquşması nəticəsində baş verdi. Qara dəlik toqquşmalarının ümumiyyətlə elektromaqnit tullantıları ilə nəticələnəcəyi gözlənilmir və heç biri aşkar edilmədi.

"Kompakt obyekt birləşmələrinin tam mənzərəsi, elektromaqnit həmkarının aşkarlanmasını tələb edir" tədqiqatçılar bu gün (16 oktyabr) onlayn olaraq hesabat verdilər Elm.

17 Avqustda ABŞ və Avropadakı cazibə dalğa rəsədxanaları tərəfindən iki neytron ulduzunun toqquşması nəticəsində bir cazibə dalğasının aşkarlanması, bir elektromaqnit həmkarını axtarmaq üçün müxtəlif orbitə və yerüstü teleskoplar tərəfindən sürətli bir müşahidə kaskadına başladı.

Cazibə dalğasının aşkarlanmasından iki saniyə sonra NASA-nın Fermi kosmik gəmisindəki Gamma Ray Burst monitörü, cazibə dalğasının mənşə olduğu ərazidə qısa bir qamma şüası partladı.

Swift Gamma Ray Burst Explorer - üç aləti - Burst Alert Teleskopu, X-ray Teleskopu və Ultraviyole / Optik Teleskopu olan üç aləti olan aşağı Yer orbitində bir NASA peyki olsa da, göyün altıdan birini bir anda görə bilər , səmanın o hissəsi Swiftə görünməməsi səbəbindən qamma şüasının partladığını görmədi. Penn State, Swift üçün Missiya Əməliyyat Mərkəzinin rəhbəridir və hər 96 dəqiqədə Yerin ətrafında dövr edir və 90 saniyə ərzində bir hədəfi müşahidə etmək üçün manevr edə bilər.

Swift qrupu axtarış üçün uyğun ərazini bildikdən sonra peykin alətlərini işə saldı. Swift bu cür tədbirdə xüsusilə dəyərlidir, çünki hədəfə çox tez bir zamanda yerini dəyişə bilər. Bu vəziyyətdə, teleskop, LIGO / Qız tərəfindən bildirildikdən təxminən 16 dəqiqə sonra yenidən hədəfləndi və elektromaqnit həmkarı axtarmağa başladı.

Başlanğıcda, nəzəri modellərin proqnozlarına görə tədqiqatçılar görəcəkləri elektromaqnit şüalarının rentgen şüaları olacağını düşünürdülər. Buna görə NASA-nın rentgen şüalarına baxan NuSTAR (Nüvə Spektroskopik Teleskop Array) da səmada elektromaqnit siqnallarını axtardı. Nə Swift, nə də NuSTAR heç bir rentgen şüası aşkar etmədilər.

"Qama şüası partlamaları üçün modellər erkən bir rentgen emissiyası görüləcəyini təxmin edirlər" dedi Penn State, Swift elm əməliyyatları və tədqiqatçı köməkçisi Aaron Tohuvavohu. "Ancaq bu hadisədən birləşmədən sonrakı 9 günə qədər heç kim aşkar edilə bilmədi."

Bunun əvəzinə, Swift sürətlə solan bir ultrabənövşəyi sonrakı parıltı təyin etdi.

Tohuvavohu, "Erkən UV emissiyası gözlənilməz və çox həyəcanlı idi" dedi.

Gamma şüaları partlamış kütləvi ulduzlardan yönəlmiş bir enerji partlaması kimi görünür. Hər hansı bir detektor onu görmək üçün partlamanın müəyyən bir qövsündə olmalıdır. Partlayışdan sonra parıltı daha çox istiqamətlidir.

"Nə baş verəcəyini düşünsək də, əslində baş verən deyildi" dedi Penn State, astronomiya və astrofizika üzrə astsonomiya və astrofizika üzrə dosent Jamie A Kennea. "Növbəti neytron ulduz-neytron ulduz birləşmə hadisəsi çox fərqli görünə bilər."

Tədbirin müxtəlif müşahidələrindən alınan yer məlumatlarının birləşməsi, iki ulduzun kainatda olduğu yerlərin yaxşı qiymətləndirilməsini təqdim etdi.

"Swift, ərazidəki bütün sahəni kirəmitlə örtdü və emissiyaya səbəb ola biləcək başqa bir şey tapmadı" dedi Penn State, ultrabənövşəyi optik teleskop qrupunun rəhbəri dosent Michael H. Siegel. "Bunun LİQO-nun gördüyü aşkarlanan cazibə dalğasının tərəfdaşı olduğuna əminik."

Swift kəşfi möhtəşəmdir, çünki bunu bir vicdanlı cüt neytron ulduzunun birləşməsinə səbəb olan bir cazibə dalğa hadisəsi ilə əlaqələndirir, dedi Peter M & eacutesz & aacuteros, Aberonomiya və Astrofizika kafedrası və fizika professoru, qamma şüaları tədqiq edən Penn State. və cazibə dalğaları geniş şəkildə.

M & eacutesz & aacuteros, "Təəccüblü olan budur ki, bizdə yalnız optik, lakin rentgen emissiyası yoxdur" dedi. "Tipik olaraq, bir neytron ulduz-neytron ulduzunun birləşməsi optik tullantıların nisbətən daha sürətli azalması ilə uzun müddət rentgen şüalarına sahib olmalıdır. Mən və başqalarının inkişaf etdirdiyi modellərə əsasən bundan nəticə çıxara bilən tək şey X -ray şüası daha dar və birbaşa bizə yönəlməmişdir. "

Bu halda birləşmə rentgen şüaları əmələ gətirərdi, lakin Swift və NuSTAR-ın ilkin rentgen emissiyalarını aşkar etməsinə mane olaraq Yerdən uzaq bir istiqamətə yönəldilmiş olardı.

M & eacutesz & aacuteros, cazibə dalğalarının neytron ulduzlarına işarə edən qara dəliklərdən daha kiçik cisimlərdən gəldikləri kimi göründüyünü və bunun ayrı-ayrılıqda hadisə ilə əlaqəli olan elektromaqnit emissiyalarının bunun bir neytron ulduzunun birləşməsi olduğunu təsdiqləyən müsbət göstərməyin iki yolunu təmin etdiyini qeyd edir. .

Neytron ulduz-neytron ulduz toqquşması başqa bir qalaktikada 130 milyon işıq ili uzaqlıqda baş verdi. İşıq ili, işığın bir ildə qət edə biləcəyi məsafəsidir və təxminən 6 trilyon mildir.

Tədqiqatçıların fikrincə, bu hadisə astronomik standartlara görə günəş sistemimizə yaxın idi. Əvvəlcə LIGO tərəfindən təsbit edilən qara dəlik-qara dəlik toqquşmaları, əksinə, milyardlarla işıq ili uzaqlığında idi.

Kennea, "Neytron ulduz-neytron ulduz toqquşması elektromaqnit imza üçün ən yaxşı ümidimiz idi" dedi. "Ancaq ilk neytron ulduz-neytron ulduz toqquşumuzda bir dənə əldə etməyimiz təəccüblüdür."

Layihə ilə məşğul olan digər Penn State tədqiqatçıları D.N.Borrows, professor C.Gronwall, tədqiqat professoru J.A. Astronomiya və Astrofizika kafedrasında professor Nousek və köməkçi tədqiqat professoru B. Sbarufatti.

Bu sənəddəki digər tədqiqatçılar 27 fərqli qurumdan gəlir. NASA bu tədqiqatı dəstəklədi.


ESO teleskopları cazibə dalğa mənbəyindən ilk işığı müşahidə edirlər

Astronomlar ilk dəfə olaraq həm qlobal əməkdaşlıq səyi və həm ESO təsislərinin, həm də dünyanın digər yerlərinin sürətli reaksiyaları sayəsində eyni hadisədən həm cazibə dalğalarını, həm də işığı (elektromaqnit şüalanması) müşahidə etdilər.

17 Avqust 2017-ci il tarixində NSF-nin ABŞ-dakı Lazer İnterferometr Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanası (LIGO), İtaliyada Qız İnterferometri ilə işləyərək, Yer kürəsini keçən cazibə dalğalarını təsbit etdi. İndiyə qədər aşkarlanan beşinci hadisə GW170817 adlandırıldı. Təxminən iki saniyə sonra iki kosmik rəsədxana - NASA-nın Fermi Qamma-Şüa Teleskopu və ESA-nın INTErnational Gamma Ray Astrofizika Laboratoriyası (INTEGRAL) səmanın eyni sahəsindən qısa bir qamma şüası partladı.

LIGO-Qız bədənin rəsədxanası şəbəkəsi mənbəyi cənub səmasının bir neçə yüz tam Ay ölçüsündə və milyonlarla ulduzu əhatə edən böyük bir bölgəyə yerləşdirdi [1]. Çilidə gecə düşdükcə bir çox teleskop bu göyə baxaraq yeni mənbələr axtarırdı. Bunlara ESO-nun Astronomiya üçün Görünən və İnfraqırmızı Tədqiqat Teleskopu (VISTA) və Paranal Rəsədxanasındakı VLT Tədqiqat Teleskopu (VST), ESO-nun La Silla Rəsədxanasındakı İtalyan Sürətli Göz Dağı (REM) teleskopu, Las Cumbres Rəsədxanasındakı LCO 0,4 metrlik teleskop daxildir. və Cerro Tololo Amerikanlararası Rəsədxanasındakı Amerikan DECam. Swope 1 metrlik teleskop yeni bir işıq nöqtəsini elan edən ilk oldu. Hydra (bürc) bürcündə lentik qalaktika olan NGC 4993-ə çox yaxın görünürdü və VISTA müşahidələri bu mənbəyi demək olar ki, eyni vaxtda infraqırmızı dalğa boylarında dəqiqləşdirdi. Gecə dünyanın qərbinə doğru irəlilədikdə, Havay ada teleskopları Pan-STARRS və Subaru da onu götürdü və sürətlə inkişaf etdiyini izlədi.

"Bir elm adamının yeni bir dövrün başlanğıcında şahid olma şansına sahib olduğu nadir hallar var" dedi İtaliyanın INAF ilə astronom olan Elena Pian, İtaliyadan birinin baş müəllifi Təbiət sənədlər. "Bu belə bir zamandır!"

ESO kampaniyaları izləyən indiyə qədərki ən böyük "fürsət hədəfi" ndən birini başlatdı və bir çox ESO və ESO tərəfdaş teleskoplar aşkarlandıqdan sonrakı həftələr ərzində obyekti müşahidə etdilər [2]. ESO-nun Çox Böyük Teleskopu (VLT), Yeni Texnoloji Teleskopu, VST, MPG / ESO 2.2 metrlik teleskop və Atacama Böyük Millimetr / submillimetr Array (ALMA) [3] hamısı hadisəni və sonrakı təsirlərini geniş bir ərazidə müşahidə etdi. dalğa uzunluqları. NASA / ESA Hubble Kosmik Teleskopu da daxil olmaqla dünyanın 70-ə yaxın rəsədxanası da tədbiri izlədi.

Həm cazibə dalğa məlumatları, həm də digər müşahidələr arasındakı məsafə təxminləri, GW170817'nin NGC 4993 ilə eyni məsafədə, Yerdən təxminən 130 milyon işıq ili məsafədə olduğunu qəbul edir. Bu, mənbəyi həm indiyə qədər aşkarlanan ən yaxın cazibə dalğası hadisəsi, həm də indiyə qədər görülən ən yaxın qamma şüası mənbələrindən biri halına gətirir [4].

Qravitasiya dalğaları olaraq bilinən kosmik zaman içindəki dalğalar hərəkət edən kütlələr tərəfindən yaradılır, lakin hazırda yalnız çox kütləli cisimlərin sürətindəki sürətli dəyişikliklər nəticəsində yaranan ən güclüdür. Belə hadisələrdən biri də neytron ulduzlarının birləşməsi, supernovalardan sonra geridə qalan yüksək kütləli ulduzların son dərəcə sıx, çökmüş nüvələridir [5]. Bu birləşmələr indiyə qədər qısa qamma-şüalanma səbəblərini izah edən aparıcı fərziyyə olmuşdur. Kilonova kimi tanınan tipik bir novadan 1000 qat daha parlaq bir partlayıcı hadisənin bu tip hadisələri izləməsi gözlənilir.

GW170817-dən həm cazibə dalğalarının, həm də qamma şüalarının demək olar ki, eyni vaxtda aşkarlanması bu obyektin həqiqətən çoxdan axtarılan bir kilonova olduğuna ümid yaratdı və ESO qurğuları ilə aparılan müşahidələr nəzəri proqnozlara olduqca yaxın xüsusiyyətləri ortaya qoydu. Kilonovae'ye 30 ildən çox əvvəl təklif edildi, lakin bu, təsdiqlənmiş ilk müşahidəsidir.

İki neytron ulduzunun birləşməsindən sonra sürətlə genişlənən radioaktiv ağır kimyəvi elementlərin partlayışı işıq sürətinin beşdə biri qədər sürətlə hərəkət edərək kilonovanı tərk etdi. Önümüzdəki bir neçə gündə kilonovanın rəngi çox mavi rəngdən çox qırmızıya keçdi və bu, müşahidə olunan digər ulduz partlayışından daha sürətli bir dəyişiklik oldu.

"Spektr ekranlarımızda görünəndə bunun indiyə qədər gördüyüm ən qeyri-adi keçici hadisə olduğunu başa düşdüm" dedi. proqramı müşahidə etmək. "Heç vaxt buna bənzər bir şey görməmişdim. Verdiyimiz məlumatlar, digər qrupların məlumatları ilə birlikdə hamıya bunun bir supernova və ya ön plana çıxan dəyişən bir ulduz olmadığını, olduqca diqqətəlayiq bir şey olduğunu sübut etdi."

EPESSTO-nun spektrləri və VLT-nin X-atıcı aləti birləşən neytron ulduzlarından atılan sezyum və tellurun mövcudluğunu göstərir. Neytron ulduzlarının birləşməsi zamanı yaranan bu və digər ağır elementlər sonrakı kilonova tərəfindən kosmosa uçurulacaqdı. Bu müşahidələr r-prosesi nukleosentezi olaraq bilinən yüksək sıxlıqlı ulduz cisimlərindəki nüvə reaksiyalarından sonra dəmirdən daha ağır elementlərin meydana gəlməsini təmin edir.

"İndiyə qədər əldə etdiyimiz məlumatlar nəzəriyyəyə inanılmaz dərəcədə yaxın bir uyğunluqdur. Bu nəzəriyyəçilər üçün bir qələbədir, LIGO-VIRGO hadisələrinin qətiliklə real olduğunu təsdiqləyən və ESO-nun bu qədər heyrətləndirici bir məlumat topladığı bir uğurdur. kilonova, "Təbiət Astronomiyası sənədlərindən birinin baş müəllifi Stefano Covino əlavə edir.

"ESO'nun böyük gücü, böyük və mürəkkəb astronomik layihələrin öhdəsindən gəlmək üçün geniş bir teleskop və alətə sahib olmasıdır və qısa müddətdə. Çox mesajlı astronomiyanın yeni bir dövrünə qədəm qoymuşuq!" Məqalələrdən birinin aparıcı müəllifi Andrew Levan sona çatdı.

[1] LIGO-Qız bürcünün aşkarlanması mənbəyi göydəki təxminən 35 kvadrat dərəcə bir sahəyə lokallaşdırdı.

[2 Qalaktika yalnız Avqust ayında axşam müşahidə edildi və sonra səmada Günəşə çox yaxın idi və sentyabr ayına qədər müşahidə edilə bilmədi.

[3] VLT-də müşahidələr aparılmışdır: Vahid Teleskopda (UT2) FOcal Reduktor və aşağı dispersiyalı Spektrograf 2 (FORS2 və Nasmyth Adaptive Optik Sistemi (NAOS) - X-atıcı spektrograf - Yaxın İnfraqırmızı Görüntüləyici və Bölmə Teleskopu 1 (UT1) VIsible Multi-Object Spectrograph (VIMOS) və VLT Görüntüleyici və Spektrometr Orta İnfraqırmızı (VISIR) vahid Teleskop 3 (UT3) və Çox Vahidi Spektroskopik Kəşfiyyatçı (MUSE) üzərində Spektroqraf (CONICA) (NACO) və Yüksək Keskinlik Geniş sahə K qrupu Görüntüləyici (HAWK-I - http://eso.org/public/teles-instr/paranal-observatory/vlt/vlt-instr/hawk-i/) Unit Telescope 4-də ( VISTA InfraRed CAMera (VIRCAM) ilə müşahidə olunan OmegaCAM və VISTA istifadə edərək müşahidə edilən VST. EPESSTO proqramı vasitəsilə NTT, ESO Faint Object Spectrograph və Camera 2 (EFOSC2) spektrograf və Son ilə infraqırmızı spektrləri ilə görünən spektrləri topladı. ISAAC (SOFI) spektrografı.Gamma-Ray partlayış Optikindən istifadə edərək müşahidə olunan MPG / ESO 2.2 metrlik teleskop al / Yaxın infraqırmızı Detektor (GROND) aləti.

[4] Yer ilə neytron ulduzlarının birləşməsi arasında nisbətən kiçik məsafə, 130 milyon işıq ili, müşahidələri mümkün etdi, çünki neytron ulduzlarının birləşməsi ilk dörd cazibə dalğasının ehtimalı olan qara dəliklərin birləşməsindən daha zəif cazibə dalğaları yaradır. aşkarlamalar.

[5] Neytron ulduzları ikili sistemdə bir-birinin ətrafında dövr etdikdə, cazibə dalğaları yayaraq enerjisini itirirlər. Nəhayət görüşdükləri zaman Ulduz qalıqlarının kütləsinin bir hissəsi, Einşteynin məşhur E = mc2 tənliyi ilə təsvir olunduğu kimi, şiddətli bir cazibə qüvvəsi dalğasında enerjiyə çevrilənə qədər bir-birlərinə daha da yaxınlaşırlar.

Daha çox məlumat

Bu tədqiqat ortaya çıxması üçün bir sıra sənədlərdə təqdim edildi Təbiət, Təbiət AstronomiyasıAstrofizik Jurnal Məktubları.


Həm Qravitasiya Dalğalarında həm də İşıqda müşahidə olunan ilk kosmik hadisə

Təxminən 130 milyon il əvvəl, uzaq bir qalaktikada iki neytron ulduzu toqquşdu. Kataklizmik qəza yer və zaman parçasında cazibə dalğaları, dalğalar meydana gətirdi. Bu hadisə indi Lazer İnterferometr Qravitasiya Dalğası Rəsədxanası (LIGO) və Qız bürcü əməkdaşlığı tərəfindən çəkilən cazibə dalğalarının 5-ci müşahidəsidir və birincisi iki qara dəliyin toqquşması nəticəsində baş vermədiyi təsbit edildi.

Ancaq kilonova adlanan bu hadisə başqa bir şey meydana gətirdi: çox dalğa boylarında işıq.

Tarixdə ilk dəfə bir astronomik fenomen əvvəl cazibə dalğaları ilə müşahidə edildi və sonra teleskoplarla görüldü. İnanılmaz dərəcədə iş birliyi içərisində, dünyanın 70-dən çox teleskopunda 100 aləti istifadə edən 3500-dən çox astronom, kosmosda LIGO və Qız iş birliyindən olan fiziklərlə çalışdı.

Elm adamları buna “multimessenger astronomiya” deyirlər.

"Birlikdə, bütün bu müşahidələr hissələrinin cəmindən daha böyükdür" dedi LIGO & # 8217s Spiker Köməkçisi Laura Cadonati bugünkü brifinqdə. “İndi kainatın fizikası, yaratdığımız elementlər haqqında əvvəllər heç kimin etmədiyi bir şəkildə öyrənirik. & # 8221

Kilonovanın müşahidələri. Kredit: P.K. Blanchard / E. Berger / Pan-STARRS / DECam.

Rochester Texnologiya İnstitutundan Manuela Campanelli, "Bu, bizə supernova partlayışlarının necə işlədiyini, qızıl və digər ağır elementlərin necə yaradıldığını, vücudumuzdakı nüvələrin necə işlədiyini və hətta kainatın nə qədər sürətlə genişləndiyini izah edəcəkdir" dedi. “Multimessenger astronomiyası köhnə yolu yenisi ilə necə birləşdirə biləcəyimizi nümayiş etdirir. Astronomiyanın edilmə tərzini dəyişdirdi. ”

Neytron ulduzları çoxdan supernova kimi partlamış kütləvi ulduzların əzilmiş qalıq nüvələridir. NGC 4993 adlanan bir qalaktikada bir-birinə yaxın olan iki ulduz, günəşimizin kütləsindən 8-20 qat arasında başladı. Sonra hər biri supernovaları ilə bir şəhər ölçüsündə təxminən 10 mil diametrə qədər yoğuşdu. Bunlar tamamilə neytronlardan ibarət olan ulduzlardır və normal ulduzlarla ölçüsü və sıxlığındakı qara dəliklər arasındadır - yalnız bir çay qaşığı neytron ulduz materialının çəkisi 1 milyard ton olardı.

Qarşılıqlı cazibə qüvvələri toqquşmalarına səbəb olana qədər kosmik rəqsdə bir-birlərinin ətrafında fırlandı. Bu toqquşma astronomik nisbətlərdə bir atəş topu meydana gətirdi və bu hadisənin əks-təsirləri 130 milyon il sonra dünyaya gəldi.

Las Cumbres Rəsədxanasından Andy Howell, bugünkü mətbuat brifinqində danışarkən, "Bu hadisə 130 milyon il əvvəl baş verdiyində, bunu Yer üzündə yalnız 17 Avqust 2017-də, günəş tutulmasından əvvəl öyrəndik" dedi. "Bu sirri bütün vaxt qoruyurduq və büst etmək üzrəyik!"

EDT, 8: 41-də LIGO və Qız, kosmik zaman dalğalarının, cazibə dalğalarının erkən titrəmələrini hiss etdilər. Yalnız iki saniyə sonra, NASA & # 8217s Fermi kosmik teleskopu tərəfindən parlaq bir qamma şüası aşkar edildi. Bu, tədqiqatçılara dalğaların gəldiyi istiqaməti tez bir zamanda təyin etməyə imkan verdi.

Astronomlar Telegramı tərəfindən xəbərdarlıq edilən dünyanın minlərlə astronomu müşahidələr aparmağa və neytron ulduzlarının birləşməsindən əlavə məlumatlar toplamağa başladılar.

Bu animasiya, LIGO, Qız və kosmik və yerüstü teleskopların cazibə dalğalarının yerini 17 Avqust 2017-ci il tarixində LIGO və Qız tərəfindən təsbit etdiklərini göstərir. Fermi və İntegral kosmik missiyalardakı məlumatları LIGO və Qız bürcü məlumatları ilə birləşdirərək, dalğaların mənbəyini 30 kvadrat dərəcə səma yamağında məhdudlaşdırmağı bacardılar. Görünən işıq teleskopları bu bölgədə çox sayda qalaktikanı axtardı və nəticədə NGC 4993-ün cazibə dalğalarının mənbəyi olduğunu ortaya qoydu. (Bu hadisə daha sonra GW170817 olaraq təyin edildi.)

& # 8220Bu hadisə indiyədək aşkar edilmiş bütün cazibə dalğalarının ən dəqiq səma lokalizasiyasına sahibdir & # 8221, Qız işbirliyinin sözçüsü Jo van den Brand, etdiyi şərhdə. & # 8220Bu qeyd dəqiqliyi astronomların çoxsaylı nefes kesici nəticələrə gətirib çıxardığı təqib müşahidələrini həyata keçirməsinə imkan verdi. & # 8221

Bu, işıq və cazibə dalğalarının eyni sürətlə - Einşteynin təxmin etdiyi kimi işıq sürətinin yaxınlığında hərəkət etdiyinə dair ilk real dəlilləri təmin edir.

Kilonova yalnız bir neçə gündə 20-dən çox qırmızı və solğun oldu. Bu sürətli dəyişiklik gecə vaxtı dünyanın hər tərəfində hərəkət edərkən Las Cumbres Rəsədxanasının teleskopları tərəfindən ələ keçirildi. Kredit: Sarah Wilkinson / LCO.

Çox kiçikdən ən məşhurlara qədər olan rəsədxanalar sürətlə müşahidələr aparırdılar. Əvvəlcə parlaq olsa da, hadisə 6 gündən az müddətdə soldu. Howell, ilk bir neçə saat ərzində müşahidə olunan işığın Günəşdən 2 milyon qat daha parlaq olduğunu söylədi, lakin bir neçə gün ərzində söndü.

Çili And dağlarındakı Cerro Tololo Amerikanlararası Rəsədxanasındakı Blanco 4 metrlik Teleskopa quraşdırılmış Qaranlıq Enerji Kamerası (DECam), tədbirin mənbəyini lokallaşdırmağa kömək edən alətlərdən biri idi.

& # 8220 Hər dəfə LIGO əməkdaşlığının yeni bir müşahidə tetikleyicisi verdiyimiz zaman qarşılaşdığımız problem, sürətlə azalmaqda olan, bəlkə də zəif olan və orada bir yerdə yerləşən bir mənbəyi necə axtardığımızdır. & # 8221 Soares-Santos, Brandeis Universitetindən brifinqdə. Qravitasiya dalğaları ilə əlaqəli optik siqnalı təsvir edən kağızdakı ilk müəllifdir. & # 8220Bu, iynənin uzaqda olması və samanlığın hərəkət etməsi əlavə bir fəsadla samanlıqda iynə tapmaq klassik bir problemdir. & # 8221

DECam ilə qısa müddətdə mənbə qalaktikasını müəyyənləşdirdilər və həmin samanlıqda olan 1500 digər namizədləri istisna etdilər.

“Buna bənzəyən şeylər & # 8216 İğneler & # 8217; çox yaygındır, bu səbəbdən doğru bir şey olduğuna əmin olmalıyıq. Bu gün əlimizdə olduğundan əminik ”dedi Soares-Santos.

Çox kiçik bölmədə, Arizona Universitetindən astronom David Sand & # 8220əsasən çörəklənmiş həvəskar teleskopda təsvir etdiyi PROMPT (Panchromatic Robotik Optik Monitorinq və Polarimetriya Teleskopu) adlı kiçik bir robot 16 düymlük teleskop və # # 8221 & # 8212 ayrıca mənbəyi müəyyənləşdirməyə kömək etdi. Sand, bunun kiçik teleskopların belə multimessenger astronomiyasında bir rol oynaya biləcəyini sübut etdiyini söylədi.

Məşhur Hubble və Swift, Chandra və Spitzer missiyaları kimi NASA və ESA kosmik rəsədxanaları rəhbərlik edir. Hubble, görünən və infraqırmızı işıqda qalaktikanın şəkillərini çəkdi, NGC 4993 içərisində novadan daha parlaq, lakin supernovadan daha zəif olan yeni parlaq bir cismin şahidi oldu. Görüntülər Hubble müşahidələrinin altı günü ərzində cismin nəzərəçarpacaq dərəcədə solğunlaşdığını göstərdi. Hubble’ın spektroskopik imkanlarından istifadə edən qruplar, kilonova tərəfindən işıq sürətinin beşdə biri qədər sürətlə xaric olunan maddələrin göstəricilərini də tapdılar.

17 Avqust 2017-ci il tarixində Lazer İnterferometr Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanası (LIGO) və Qız İnterferometri hər iki neytron ulduzunun toqquşmasından cazibə dalğaları aşkar etdilər. 12 saat ərzində rəsədxanalar NASA / ESA Hubble Kosmik Teleskopu ilə toplanan bu şəkildə göstərilən lentik qalaktika NGC 4993 içərisində hadisənin mənbəyini müəyyənləşdirdi. Hubble müşahidələrində bir kilonova ilə əlaqəli ulduz parlaması aydın görünür. Qravitasiya dalğası hadisəsinin optik həmkarı ilk dəfə müşahidə olunur. Hubble, kilonovanın 22-28 avqust tarixləri arasında aparılmış bu müşahidələrdə göstərildiyi kimi altı gün ərzində tədricən azaldığını müşahidə etdi. Kredit: NASA və ESA. Təşəkkür: A.J. Levan (U. Warwick), N.R. Tanvir (U. Leicester) və A. Fruchter və O. Fox (STScI).

"Bu, astrofizika üçün oyun dəyişdiricidir" dedi Howell. "Einşteyn cazibə dalğalarını nəzəriyyə etdikdən yüz il sonra onları gördük və əvvəllər xəyal etdiyimiz yeni bir fizika ilə bir partlayış tapmaq üçün mənbələrini araşdırdıq."

Multimessenger astronomiyasından istifadə edərək yaradılan bu tək tədbirin yalnız bir neçəsi:

* Qamma şüaları: Bu işıq parıltısı indi neytron ulduzların birləşməsi ilə qəti şəkildə əlaqələndirilir və elm adamlarına supernova partlayışlarının necə işlədiyini anlamağa kömək edəcəkdir. Bunu Rochester Texnologiya İnstitutundan və LIGO komandasının üzvü Richard O'Shaughnessy izah etdi. "Qravitasiya dalğasının aşkarlanması ilə birləşdirilən ilkin qamma şüaları ölçmələri, Einşteynin cazibə dalğalarının işıq sürəti ilə hərəkət etməsini proqnozlaşdıran ümumi nisbilik nəzəriyyəsini daha da təsdiqləyir" dedi.

* Qızıl və platinin mənbəyidirBrifinqdə çıxış edən Harvard Smithsonian Astrofizika Mərkəzindən Edo Berger: "Bu müşahidələr dövri cədvəldəki ən ağır elementlərin birbaşa barmaq izlərini ortaya qoyur" dedi. “İki neytron ulduzunun toqquşması nəticəsində Yer kürəsinin yalnız qızıl və platində 10 qat kütləsi meydana gəldi. Bu materialların bu hadisədən necə uçduğunu düşünün, nəticədə digər elementlərlə birləşərək ulduzlar, planetlər, həyat & zərgərlik yaradır. ”

Berger düşünmək üçün başqa bir şey əlavə etdi: bu ulduzların orijinal supernova partlayışları dəmir və nikelədək bütün ağır elementləri istehsal etdi. Sonra bu bir sistemdəki kilonovada ağır elementlərin periodosial cədvəlinin necə meydana gəldiyinin tam tarixini görə bilərik.

Howell, ağır elementlərin imzalarını bir spektrə böldükdə bir göy qurşağı yaratdığını söylədi. & # 8220Beləliklə, göy qurşağının sonunda həqiqətən bir qab qızıl var idi, ən azı bir kilonova göy qurşağı və & # 8221 zarafat etdi.

* Nüvə fizikası astronomiyası: "Nəhayət, bu kəşf kimi daha çox müşahidələr bədənimizdəki nüvələrin necə işlədiyini izah edəcək" dedi O'Shaughnessy. "Cazibə qüvvəsinin neytron ulduzları üzərindəki təsirləri bizə nə qədər böyük neytron toplarının davranışını, nəticədə kiçik neytron və proton toplarını və bədənimizin içərisindəki kütlələrin çoxunu təşkil edən şeyləri izah edəcəkdir" və

* Kosmologiya: - & # 8220Alimlər indi parlaq işıq parıltısını ehtiva edən qalaktikaya olan məsafəni və cazibə dalğası müşahidəmizdən çıxarılan məsafəni müqayisə edərək müstəqil olaraq kainatın nə qədər genişləndiyini ölçə bilirlər ”dedi.

"Eyni hadisəni həm cazibə dalğaları, həm də işıqla öyrənmək bacarığı astronomiyada əsl inqilabdır" dedi CfA-dan astronom Tony Piro. "İndi kainatı tamamilə fərqli sondalarla öyrənə bilərik. Bu, heç vaxt bilə bilməyəcəyimiz şeyləri yalnız bir və ya digər ilə öyrədir."

"Mənim üçün bu hadisəni o qədər də təəccüblü etdi ki, nəinki cazibə dalğalarını aşkar etdik, həm də dünyanın 70 rəsədxanası tərəfindən görüldüyü elektromaqnit spektrində işıq gördük" dedi LIGO-nun elmi sözçüsü David Reitz, bugünkü mətbuatda. brifinq. “Bu, kosmos bizə səslə filmlərin ekvivalentini ilk dəfə verir. Video müxtəlif dalğa boylarında müşahidə astronomiyasıdır və səs cazibə dalğalarıdır. ”


Məkan-zaman parçasındakı dalğalar

Einstein, 1916-cı ildə cazibə dalğalarının mövcudluğunu ümumi nisbilik nəzəriyyəsində proqnozlaşdırırdı, lakin son vaxtlara qədər onları müşahidə etmək mümkün deyildi. LIGO-nun fövqəladə dərəcədə həssas dedektorları, iki qara dəliyin toqquşmasından başlayaraq cazibə dalğalarının ilk birbaşa aşkarlanmasına 2015-ci ildə nail oldu. Qravitasiya dalğaları hər hansı bir kütləvi sürətləndirici cisim tərəfindən yaradılır, lakin ən güclü dalğalar (və yalnız aşkar etmək şansımız var) ən ifrat hadisələr tərəfindən istehsal olunur.

Qara dəliklər, neytron ulduzları və ya ağ cırtdanlar kimi iki nəhəng kompakt cisim bir-birinə yaxınlaşdıqca bir-birinin ətrafında daha sürətli və daha sürətli dövr edir. Yalnız güclü cazibə dalğaları yaymalı bir sistemdir. Bir gölməçəyə yayılan dalğalar kimi, dalğalar mənbədən xaricə yayıldıqca kiçikləşir. Dünyaya çatdıqda, LIGO tərəfindən aşkarlanan dalğalar, bir atomun nüvəsindən minlərlə dəfə kiçik yer-zaman təhriflərinə səbəb oldu.

LIGO’nun dedektorları tərəfindən qeydə alınan nadir siqnallar cazibə dalğalarının mövcudluğunu sübut etməklə yanaşı, onları meydana gətirən hadisələr haqqında da vacib məlumat verir. Neytron ulduzunun birləşməsi ilə bağlı teleskop müşahidələri ilə birlikdə inanılmaz dərəcədə zəngin bir məlumat toplusudur.

LIGO, alimlərə birləşmə obyektlərinin kütlələrini və birləşmədə yaranan yeni obyektin kütlələrini izah edə bilər ki, bu da birləşmənin başqa bir neytron ulduzu və ya qara dəliyə çökən daha küt bir obyekt yaratdığını ortaya qoyur. Partlayışda nə qədər kütlənin atıldığını və nə qədər kütlənin enerjiyə çevrildiyini hesablamaq üçün alimlərin teleskoplardan optik müşahidələrə də ehtiyacı var. Bu birləşmə zamanı ağır elementlərin nükleosentezinin kəmiyyəti üçün xüsusilə vacibdir.

LIGO eyni zamanda birləşən neytron ulduzlarına olan məsafənin ölçüsünü də təmin edə bilər ki, bu da birləşmədən gələn işığa əsaslanan məsafə ölçümü ilə müqayisə edilə bilər. Bu, kainatın genişlənməsini araşdıran kosmoloqlar üçün vacibdir, çünki iki ölçü tamamilə müstəqil nəticələr verən fərqli fundamental qüvvələrə (cazibə və elektromaqnetizm) əsaslanır.

"Bu, astronomiyada irəliləyən bir addımdır" dedi Foley. "Bunu bir dəfə etdikdən sonra yenidən edə biləcəyimizi bilirik və bu," çox mesajlı "astronomiya dediyimiz yeni bir dünyanı açır, kainatı fərqli təməl qüvvələr vasitəsi ilə nəzərdən keçirir."


Nə öyrənirik

Cazibə dalğalarının birbaşa aşkarlanmasından bəri bir neçə il ərzində, kosmik zaman içərisində hiss olunmayan bu əyilmələr Kainatımız haqqında çox şey öyrətdi.

  • Kainat nə qədərdir? Neytron ulduzlarının toqquşması halında, cazibə dalğalarının gücünü ölçərək hadisəyə və onun ana qalaktikası NGC 4993-ə qədər bir məsafə hesablaya bilərik. Qalaktika nə qədər irəlilədikdə, o qədər sürətlə uzaqlaşdığını bilirik. . NGC 4993-dən gələn işığın necə uzandığını və ya yenidən dəyişdirildiyini ölçəndə onun nə qədər sürətli hərəkət etdiyini bilirik. Bu dəyərlərlə geriyə işləyə və Kainatın yaşını hesablaya bilərik. Kainatla tanış olmağın bu yeni yolu, hazırda qəbul edilmiş 13,8 milyard il yaşı ilə razılaşır.
  • Gamma-Ray Bursts haradan gəlir. 60-cı illərin sonlarından bəri elm adamları yüksək enerjili qamma-şüalanmanın qısa partlayışlarını müşahidə etdilər, lakin mənşəyini dəqiq müəyyənləşdirə bilmədilər. Bir гамма-şüa partlaması və cazibə dalğa hadisəsi demək olar ki, eyni vaxtda və səmanın eyni hissəsində aşkar edildikdən sonra neytron ulduz birləşmələrinin mənbəyi olması müəyyən edildi.
  • Ağır elementlərin mənşəyi. Qızıl və platin kimi ağır elementlərin fövqəladə partlayışlar kimi isti radioaktiv hadisələrdə yaradıldığı düşünülürdü. Fəqət supernova qalıqlarında müşahidə olunan bu elementlərin miqdarı, Kainatda gördüyümüz bolluğu izah etmək üçün yetərli deyildi. 2017 neytron ulduzu birləşməsindən sonra astronomlar radioaktiv nəticəni gördülər ki, neytron ulduzlarının toqquşması ağır elementlər üçün mükəmməl fabriklərdir. Təkcə bu bir toqquşma bir neçə Yer kürəsi qızıl və platin meydana gətirdi. Artıq bu hadisələrin Kainatdakı ağır elementlərin çoxunun məsuliyyət daşıdığını bilirik.
  • Qaranlıq Maddənin Testi. Bəzi nəzəriyyələr, Kainatdakı maddənin 80% -ni təşkil edən görünməz material olan qaranlıq maddəyə toxunmadan özünəməxsus qalaktikaların və qalaktikaların hərəkətlərini izah etməyə çalışdılar. This involved altering the current model of gravity to fit the observations. While the theory of general relativity says that light and gravity travel at the same speed, many of these adjusted models require them to be different. But after traveling 130 million light years, the 2017 gravitational wave arrived 1.7 seconds before the corresponding electromagnetic radiation. This means that the speeds couldn’t differ by more than 1 in 1,000,000,000,000,000. In other words, they’re pretty much equal.

Of course, we’re not done learning from gravitational waves. By continuing to study these flickers in spacetime, we may be rewarded with the discovery of new particles, new models for what happens to matter at extreme densities, and a deeper understanding of gravity itself. Gravitational waves have opened a new realm of astronomy.


Counterparts to Gravitational Wave Events: Very Important Needles in a Very Large Haystack

First Author’s Institutions: Universita degli Studi di Milano-Bicocca, Milano, Italy INAF – Osservatorio Astronomico di Brera Merate, Merate, Italy INFN – Sezione di Milano-Bicocca, Milano, Italy

Status: Submitted to ApJ [ open access ]

The LIGO Scientific Collaboration’s historic direct detection of gravitational waves (GWs) brought with it the promise of answers to long-standing astrophysical puzzles that were unsolvable with traditional electromagnetic (EM) observations. In previous astrobites, we’ve mentioned that an observational approach that involves both the EM and GW windows into the Universe can help shed light on mysteries such as the neutron star (NS) equation of state, and can serve as a unique test of general relativity. Today’s paper highlights the biggest hinderance to EM follow-up of GW events: the detection process doesn’t localize the black hole (BH) and NS mergers well enough to inform a targeted observing campaign with radio, optical, and higher-frequency observatories. While EM counterparts to GW-producing mergers are a needle that’s likely worth searching an entire haystack for, the reality is that telescope time is precious, and everyone needs a chance to use these instruments for widely varying scientific endeavors.

The first GW detection by LIGO, GW150914, was followed up by many observatories that agreed ahead of time to look for EM counterparts to LIGO triggers. The authors of this study propose to improve upon the near-aimless searches in swaths of hundreds of degrees that have been necessary following the first few GW candidate events (see Figure 1). Luckily, there are two key pieces of information we have a priori (in advance): information about the source of the GW signal that can be pulled out of the LIGO data, and an understanding of the EM signal that will be emitted during significant GW-producing events.

Şəkil 1: Simplified skymaps for the two likely and one candidate (LVT151012) GW detections as 3-D projections onto the Milky Way. The largest contours are 90-percent confidence intervals, while the innermost are 10-percent contours. From the LIGO Scientific Collaboration.

What are we even looking for?

Mergers that produce strong GW signals include BH-BH, BH-NS, and NS-NS binary inspirals. GW150914 was a BH-BH merger, which is less likely to produce a strong EM counterpart due to a lack of circumbinary material. The authors of this work therefore focus on the two most likely signals following a BH-NS or NS-NS merger. The first is a short gamma-ray burst (sGRB), which would produce an immediate (“prompt”) gamma-ray signal and a longer-lived “afterglow” in a large range of frequencies. Due to relativistic beaming, it’s rare that prompt sGRB emission is detected, as jets must be pointing in our direction to be seen. GRB afterglows are more easily caught, however. The second is “macronova” emission from material ejected during the merger, which contains heavy nuclei that decay and produce a signal in the optical and infrared shortly after coalescence. One advantage to macronova events is that they’re thought to be isotropic (observable in all directions), so they’ll be more easily detected than the beamed, single-direction sGRBs.

(Efficiently) searching through the haystack

LIGO’s direct GW detection method yields a map showing the probability of the merger’s location on the sky (more technically, the posterior probability density for sky position, or “skymap”). The uncertainty in source position is partly so large because many parameters gleaned from the received GW signal, like distance, inclination, and merger mass, are degenerate. In other words, many different combinations of various parameters can produce the same received signal.

An important dimension that’s missing from the LIGO skymap is time. No information can be provided about the most intelligent time to start looking for the EM counterpart after receiving the GW signal unless the search is informed by information about the progenitor system. In order to produce a so-called “detectability map” showing not only where the merger is possibly located but also when we’re most likely to observe the resulting EM signal at a given frequency, the authors follow an (albeit simplified) procedure to inform their searches.

The first available pieces of information are the probability that the EM event, at some frequency, will be detectable by a certain telescope, and the time evolution of the signal strength. This information is available a priori given a model of the sGRB or macronova. Then, LIGO will detect a GW signal, from which information about the binary inspiral will arise. These parameters are combined with the aforementioned progenitor information to create a map that helps inform not only where the source will most likely be, but also when various observatories should look during the EM follow-up period. Such event-based, time-dependent detection maps will be created after each GW event, allowing for a much more responsive search for EM counterparts.

Şəkil 2: The suggested radio telescope campaign for injection 28840, the LIGO signal used to exemplify a more refined observing strategy. Instead of blindly searching this entire swath of sky, observations are prioritized by signal detectability as a function of time (see color gradient for the scheduled observation times). Figure 8 in the paper.

Using these detectability maps to schedule follow-up observations with various telescopes (and therefore at different frequencies) is complicated to say the least. The authors present a potential strategy for follow-up using a real LIGO injection (a fake signal fed into data to test their detection pipelines) of a NS-NS merger with an associated afterglow. Detectability maps are constructed and observing strategies are presented for an optical, radio, and infrared follow-up search (see Figure 2 as an example). Optimizing the search for an EM counterpart greatly increased the efficiency of follow-up searches for the chosen injection event for example, the example radio search would have found the progenitor in 4.7 hours, whereas an unprioritized search could have taken up to 47 hours.

Conclusions

The process of refining an efficient method for EM follow-up is distressingly complicated. Myriad unknowns, like EM signal strength, LIGO instrumental noise, observatory availability, and progenitor visibility on the sky all present a strategic puzzle that needs to be solved in the new era of multimessenger astronomy. This work proves that improvements in efficiency are readily available, and that follow-up searches for EM counterparts to GW events will likely be more fruitful as the process is refined.


Narrowing the Search After Gravitational-Wave Detections

Now that we’re able to detect gravitational waves, the next challenge is to spot electromagnetic signatures associated with gravitational-wave events. A team of scientists has proposed a new algorithm that might narrow the search.

Artist’s illustrations of the stellar-merger model for short gamma-ray bursts. In the model, 1) two neutron stars inspiral, 2) they merge and produce a gamma-ray burst, 3) a small fraction of their mass is flung out and radiates as a kilonova, 4) a massive neutron star or black hole with a disk remains after the event. [NASA, ESA, and A. Feild (STScI)]

Light from Neutron-Star Mergers

Just over a year ago, LIGO detected its first gravitational-wave signal: GW150914, produced when two black holes merged. While we didn’t expect to see any sort of light-based signal from this merger, we bilərdi expect to see transient electromagnetic signatures in the case of a neutron star–black hole merger or a neutron star–neutron star merger — in the form of a kilonova or a short gamma-ray burst.

While we haven’t yet detected any mergers involving neutron stars, LIGO has the sensitivity to make these detections in the local universe, and we hope to start seeing them soon! Finding the electromagnetic companions to gravitational-wave signals would be the best way to probe the evolution history of the universe and learn what happens when evolved stars collide. So how do we hunt them down?

2D localization maps for LIGO’s detection of GW150914 (black contours), as well as the footprints of follow-up observations (red for radio, green for optical/IR, blue for X-ray). [Abbott et al. 2016]

Pinpointing a Volume

The two LIGO detectors can already provide rough 2D localization of where the gravitational-wave signal came from, but the region predicted for GW150914 still covered 600 square degrees, which is a pretty hefty patch of sky! In light of this, the simplest follow-up strategy of tiling large survey observations of the entire predicted region is somewhat impractical and time-consuming. Could we possibly take a more targeted approach?

The key, say a team of scientists led by Leo Singer (NASA Goddard SFC), is in using 3D estimates of the source location, rather than 2D sky maps: we need to produce distance estimates for the gravitational-wave source as well. Singer and collaborators have developed an algorithm that, from a gravitational-wave signal, can produce a fast full-volume estimate of the probability distribution for its source’s location.

Volume rendering of the 90% credible region for a simulated gravitational-wave event, superimposed over a galaxy map for the region. Green crosshairs represent the true location of the source the most massive galaxies inside the credible region are highlighted. Searching only these galaxies could significantly reduce the observing time needed to detect an electromagnetic counterpart. [Singer et al. 2016]

Targeted Efficiency

Singer and collaborators’ approach would make searching for electromagnetic counterparts to gravitational-wave events a much more efficient process. One particular advantage would be in reducing the number of false positives: for a typical wide-field follow-up campaign searching

100 square degrees, hundreds of contaminating supernovae would be in the field. Targeting only 10’ x 10’ patches around 100 nearby galaxies, however, reduces the background to fewer than 10 contaminating supernovae.

An additional benefit is that this targeted strategy opens the door of gravitational-wave follow-up to many small-field-of-view, large-aperture telescopes, instead of limiting the task to broad synoptic surveys. This permits the involvement of many more campaigns in the hunt for the important electromagnetic counterparts to gravitational waves.

Note: Want to check out the team’s data? It’s publicly available here!

Citation

Leo P. Singer et al 2016 ApJL 829 L15. doi:10.3847/2041-8205/829/1/L15


Using ISS telescopes for electromagnetic follow-up of gravitational wave detections of NS-NS and NS-BH mergers

The International Space Station offers a unique platform for rapid and inexpensive deployment of space telescopes. A scientific opportunity of great potential later this decade is the use of telescopes for the electromagnetic follow-up of ground-based gravitational wave detections of neutron star and black hole mergers. We describe this possibility for OpTIIX, an ISS technology demonstration of a 1.5 m diffraction limited optical telescope assembled in space, and ISS-Lobster, a wide-field imaging X-ray telescope now under study as a potential NASA mission. Both telescopes will be mounted on pointing platforms, allowing rapid positioning to the source of a gravitational wave event. Electromagnetic follow-up rates of several per year appear likely, offering a wealth of complementary science on the mergers of black holes and neutron stars.

Bu abunə məzmununun önizləməsidir, təşkilatınız vasitəsilə giriş.


GW170817 Update: Surprises From First Gravitational Wave Observed Independently

“This is quite literally a physics gold mine!” said Masao Sako, with the University of Pennsylvania.

For over a week now, the astronomy and astrophysics communities have been buzzing with the news of the latest gravitational wave discovery. And this discovery has been big.

Four days before the Great American Solar Eclipse on August 21, a newly discovered gravitational wave caused more astronomers (8,223+), using more telescopes (70), to publish more papers (100 — see the list below) in less time than for any other astronomical event in history. The sixth gravitational wave (GW) to be discovered by the Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) and Virgo GW observatories, which occurred on August 17, 2017 at 12:41:04 UTC, was surprising in two ways already reported.

GW event six, designated GW170817, did not result from the collision and subsequent explosion of two black holes. All previous GW events, including the first ever discovered in 2015, had involved the collision of black holes with typically 40 times the mass of the Sun between them. Here however, the GW was evidently triggered by the collision and explosion of two neutron stars, having only 3 times the Sun’s mass in total.

Afterglow of GW170817 is shown in close-ups captured by the NASA Hubble Space Telescope, showing it dimming in brightness over days and weeks. CREDIT: NASA and ESA: A. Levan (U. Warwick), N. Tanvir (U. Leicester), and A. Fruchter and O. Fox (STScI)

Crucially, GW170817 occurred ten times closer to Earth than all earlier GW events. Earlier GWs involved black hole collisions at more than 1.3 billion light-years (400 million parsecs or Mpc). GW170817, in comparison, was known within hours of its discovery to lie within only 130 million light-years (40 Mpc). That vastly improved astronomer’s odds of detecting the event independently, because in cosmological terms, it occurred within less than 1% of the universe’s Hubble length of 14 billion light-years (4,300 Mpc).

Not widely reported is that our current astronomical theory regarding GW170817 still depends significantly on observations yet to be made. In brief, astronomers currently believe that GW170817 was triggered by the merger of two neutron stars, which triggered the explosion of a Short Gamma-Ray Burst (SGRB), which emitted only a fraction of the gamma-ray energy in our direction normally associated with SGRBs, because it was the first SGRB observed at such a large angle away from the direction of its focused jets of gamma-rays. The SGRB associated with GW170817 emitted its jet at roughly 30 degrees away from our line-of-sight. All other SGRBs have been observed at only a few degrees from alignment with their jets. The exact angle of the newly discovered SGRB’s jet is important in understanding how its afterglow compares with other SGRB afterglows. Significant properties reported for the GW, including its distance, depend on the angle at which the two neutron stars collided relative to Earth.

The collision angle determined roughly based on the GW itself is probably OK. Only radio maps of the SGRB region at 100 days however, will provide astronomers with the most precise measurements of the resulting explosion’s velocities and directions over time to date. Only then will astronomers learn more about the exact angle of the SGRB’s jet, providing potentially a more accurate estimate of the angle at which the neutron stars collided. More surprises could be in store as a result, including refinements of the properties reported.

ANIMATION (you may have to click image for animation in some browsers): This time-lapse image of the afterglow of GW170817 shows it continuing to increase in radio wavelength brightness over the first month, and was provided by the National Radio Astronomy Observatory Very Large Array radio telescope. CREDIT: NRAO/VLA

Unlike previous events, GW170817 was close enough that within 1.74 seconds of its initial detection by LIGO, it’s gamma radiation was detected by the Fermi Gamma-Ray space telescope. The INTEGRAL Gamma-Ray space observatory detected it too, and it was later designated SGRB 170817A. As an SGRB alone, the event would have triggered alerts to observatories worldwide and aloft, each aiming to detect the explosion’s faint optical afterglow. SGRB optical afterglows have been used to pinpoint the exact positions of SGRBs, not only on the sky, but also in terms of their distance from Earth.

Astronomers in this case had the first GW ever to coincide with, and be independently corroborated by, any observable counterpart, and alerts became a call to astronomical arms. Even though its exact position on the sky was uncertain by many degrees, GW170817 was so close that astronomers were able to quickly narrow down its exact location.

“With a previously-compiled list of nearby galaxies having positions and distances culled from the massive on-line archive of the NASA/IPAC Extragalactic Database (NED), our team rapidly zeroed in on the host galaxy of the event,” said Barry Madore, of Carnegie Observatories.

Precisely because GW170817 occurred at only 130 million light-years, the number of candidate galaxies to observe was only several dozen. In contrast, for previous GW discoveries occurring at billions of light-years, thousands of galaxies would have to be observed. Within 11 hours of the explosion, its afterglow was discovered in the lenticular galaxy NGC 4993, by the Swope 1-m telescope in Chile. They obtained the first-ever visual image of an event associated with a GW.

“Where observation is concerned, chance favors only the prepared mind,” added Madore, quoting Louis Pasteur from 150 years ago. Madore is also a researcher with the Swope team and a co-author on six papers reporting Swope’s discovery of the afterglow and some of its implications. “When alerts were sent out to the LIGO/VIRGO gravity wave detection consortium on the night of August 17, 2017, our team of astronomers was indeed prepared.”

New images of the afterglow of GW170817, aka SGRB 170817A, initially designated as Swope Supernova Survey SSS17a, revealed a bright blue astronomical transient, later designated as AT2017gfo by the International Astronomical Union (IAU).

“There will be more such events, no doubt but this image taken at the Henrietta Swope 1m telescope at the Las Campanas Observatory in Chile was the first in history, and it truly ushered in the Era of Multi-Messenger Astronomy,” said Madore.

Radio observatories joined the hunt, including the Karl G. Jansky Very Large Array (VLA), the Australia Telescope Compact Array (ATCA) and the Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT). So did the Swift ultraviolet and Chandra X-ray space observatory satellites. By day one after the explosion, all frequencies of the electromagnetic spectrum were being observed in the direction of NGC 4993. On multiple wavelengths, multiple “messengers” of GW170817’s existence began to reveal more than the sum of their parts.

Change in brightness of GW170817’s afterglow over time since explosion (merger), is shown in these light-curves. Brightness in 14 different optical wavelengths is shown, including invisible ultraviolet, and visible blue, green, and yellow, and invisible infrared wavelengths in orange and red. Afterglow fades quickly in all wavelengths, except infrared. In infrared, afterglow continues to brighten until

3 days after explosion, before beginning to fade. CREDIT: Las Campanas Observatory, Carnegie Institution of Washington (Swope + Magellan)

AT2017gfo brightened over the next few days after explosion, in near infrared observations continued by Swope. Their light-curves show the changes in the afterglow’s brightness over time. At three days post explosion, the near-infrared afterglow stops brightening and begins to fade. As with other SGRB afterglows, AT2017gfo faded completely from visual observation over the course of days to weeks, but observations in X-rays and radio continue. Radio observations at 100 days post explosion, which will not occur until November 25, are crucial as said. Although a month away, planned radio observations will determine more than just the long-term evolution of the afterglow over 3 months. Indeed, our astronomical theory accounting for the event’s first three weeks, as already observed, analyzed, and reported, still depends to a surprising degree on an exact number of degrees. The number of degrees relative to Earth for this SGRB based on radio data however, will not be known for at least a month.

“With GW170817 we have for the first time truly independent verification of a gravitational wave source,” said Robert Quimby, of the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe at the University of Tokyo, and coauthor of a paper regarding the event’s implications. “The electromagnetic signature of this event can be uniquely matched to the predictions of binary neutron star mergers, and it is actually quite amazing how well the theory matches the data considering how few observational constraints were available to guide the model.”

“With GW170817, we can learn about nuclear physics, relativity, stellar evolution, and cosmology all in one shot,” added Sako, who is also a co-author on ten papers regarding the event. “Plus we now know how all of the heaviest elements in the Universe are created.”

Afterglow faded from optical observations over days to weeks. Here, however, as observed at radio frequencies by the Very Large Array radio telescope, the electromagnetic counterpart to GW170817 is seen brightening over the first month since explosion. CREDIT: Courtesy of Gregg Hallinan, California Institute of Technology, and the National Radio Astronomy Observatory Very Large Array radio telescope

EVENT CHRONOLOGY

T = 0 sec.: GW170817 detected by LIGO/VIRGO [1, 82]
T = 1.74 sec.: SGRB 170817A detected by Fermi Gamma-Ray Burst Monitor satellite immediately after GW170817 [52]
T = 28 min.: Gamma-ray Coordinates Network (GCN) Notice [53]
T = 40 min.: GCN Circular [53]
T = 5.63 hr.: First sky map locating GW170817 to within several degrees [53]
T = 10.9 hr.: Swope 1-m observatory discovers explosion’s afterglow, AT 2017gfo, in galaxy NGC 4993 [18, 24, 64, 75, 77]
T = 11.09 hr.: PROMPT 0.4m observatory detects AT 2017gfo [88]
T = 11.3 hr.: Hubble Space Telescope images AT 2017gfo [20]
T = 12-24 hr.: Magellan Las Campanas Observatory W. M. Keck Observatory Blanco 4-m Cerro Tololo Inter-American Observatory Gemini South European Southern Observatory VISTA Subaru among 6 Japanese telescopes Pan-STARRS1 Very Large Telescope 14 Australian telescopes and Antarctic Survey Telescope optical observatories, and VLA, VLITE, ATCA, GMRT, and ALMA radio observatories, as well as Swift and NuSTAR ultraviolet satellite observatories

Position: Right Ascension 13h09m48.085s ± 0.018s Declination -23d22m53.343s ± 0.218s (J2000 equinox) 10.6s or 7,000 light-years (2.0 kiloparsecs or kpc) from the nucleus of lenticular galaxy NGC 4993 [18]
Distance: 140 ± 40 million light-years (41 ± 13 Mpc), with 30% scatter based on 3 GW-based estimates [1, 25, 82], and 131 ± 9 million light-years (39.3 ± 2.7 Mpc), with 7% scatter based on 3 distance indicators, including GW-based as well as new Fundamental Plane relation-based distances for NGC 4993 [41, 43], and Tully-Fisher relation-based distances for galaxies in the group of galaxies including NGC 4993 from the NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)
Mass: Neutron stars total 2.82 +0.47 -0.09 Sun’s mass [82] mass ejected in elements heavier than iron is 0.03 ± 0.01 Sun’s mass or 10,000 Earth masses, based on 4 estimates [24, 59, 82, 93], including gold amounting to 150 ± 50 Earth masses [60]
Luminosity: Peaks at 0.5 days after explosion, at

10 42 erg/s, equivalent to 260 million Suns [24]
SGRB jet angle: 31 ± 3 degrees away from line-of-sight to Earth, based on 9 estimates [2, 25, 34, 35, 36, 44, 58, 62, 82]
SGRB jet speed: 30% speed of light, based on 4 estimates [20, 42, 59, 75]
Names: GW170817, SGRB 170817A, AT 2017gfo = IAU designation for SGRB afterglow, aka SSS17a, DLT17ck, J-GEM17btc, and MASTER OTJ130948.10-232253.3

IMPLICATIONS

Astronomy (1): Confirms binary neutron star collisions as a source for GW and SGRB events [1, 82]
Astronomy (2): GWs provide a new way of measuring neutron star diameters [8]
Astronomy (3): Gives universal expansion rate, or Hubble constant, as H0 = 71 ± 10 km -1 Mpc -1 , with 14% accuracy, based on 6 GW-based estimates for GW170817 ranging from 69 to 74 km -1 Mpc -1 , bridging current estimates [1, 22, 36, 60, 74, 82] accuracy will improve to 4% with future similar events [74]
General Relativity (1): Confirms GW velocity equals speed of light to within 1 part per 1,000,000,000,000,000 or 1/10 15 [7, 21, 70, 91]
General Relativity (2): Confirms equivalence of gravitational energy and inertial energy, or Weak Equivalence Principle, to within 1 part per 1,000,000,000 or 1/10 9 [7, 11, 91, 92]
Physics: Confirms binary neutron star collisions are significant production sites for elements heavier than iron, including gold, platinum, and uranium [17, 69]
Life on Earth: Indicates a higher deadly rate of gamma-rays for extraterrestrial life [15]
GW170817 (1): Predicted one binary neutron star collision per year similar to GW170817 within a distance from Earth of 130 million light-years [40 Mpc] [24]
GW170817 (2): Predicted to produce a 10 Giga-Hertz afterglow that peaks at

100 days with a radio magnitude of

10 milli-Janskys [24]
GW170817 (3): Predicted to remain visible in radio for 5-10 years, and for decades with next-generation radio observatories [2]


Videoya baxın: مخاطر الموجات الكهرومغناطيسية (Oktyabr 2021).